Sh 2-88

Sh 2-88 wirkt in meinem Bild nicht wie ein einzelner kompakter Nebel. Unterhalb des größeren Hauptbereichs liegen zwei deutlich kleinere Verdichtungen: Die obere erscheint in meiner SHO-Darstellung eher orange, die darunterliegende eher blau. Genau diese Dreiteilung hat mich an dem sonst vergleichsweise unbekannten Objekt besonders interessiert. Warum der gesamte Komplex in manchen Astrofotografie-Zusammenhängen auch als „Gesicht des Gottesnebels“ bezeichnet wird, konnte ich dagegen nicht auf eine belastbare historische oder wissenschaftliche Quelle zurückführen.

Drei sehr verschiedene H-II-Bereiche in einem Komplex

Sh 2-88 gehört zur Vulpecula-OB1-Region im Sternbild Fuchs. Eine Gaia-EDR3-basierte Untersuchung galaktischer H-II-Regionen bestimmt für Sh 2-88 eine Entfernung von 2,06^+0,08_−0,07 kpc, also rund 6.720 Lichtjahren. Das ist deutlich weiter als die alte Angabe von nur 2.000 bis 2.500 Lichtjahren, die früher in meinem Text stand. Für die großräumige Vulpecula-OB1-Umgebung finden sich je nach untersuchter Teilstruktur Werte um etwa zwei Kiloparsec; für Sh 2-88 selbst ist die Gaia-EDR3-Parallaxe mit 2,06 kpc derzeit die belastbarere Distanzangabe.

Der große Bereich, der in meiner Aufnahme oben beziehungsweise als Hauptnebel erscheint, gehört zur diffusen Sh-2-88-Emission. Südlich davon liegen die deutlich kompakteren Strukturen, darunter Sh 2-88B mit B1 und B2. Was auf dem Bild wie drei Nebelflecken wirkt, sind daher keine drei gleichartigen Knoten, sondern Bereiche mit sehr unterschiedlicher Dichte, Einbettung und Entwicklungsstufe.

BD +25° 3952 prägt die diffuse Region

Für den großräumigen diffusen Sh-2-88-Bereich nennt die Fachliteratur den O8-Stern BD +25° 3952 als wichtige anregende Quelle. Cappa und Kollegen unterscheiden davon zwei nur etwa eine Bogenminute große Knoten Sh 2-88A und Sh 2-88B; für den Knoten A wird dort LS II +25° 9 genannt, während Sh 2-88B in die kompakte Komponente B1 und die ultrakompakte Komponente B2 zerfällt. Diese historische Nomenklatur ist nicht deckungsgleich mit jeder Beschriftung in Amateuraufnahmen. Für mein Bild ist deshalb die räumliche Aussage wichtiger: Der großflächige obere Nebelbereich und die beiden kleinen Verdichtungen darunter gehören zwar zum selben Sh-2-88-Komplex, werden aber von physikalisch sehr unterschiedlichen Teilregionen geprägt.

Die kleinere Komponente B1 ist dagegen eine kompakte, kometenförmige H-II-Region. Infrarotuntersuchungen zeigen dort einen stark verdeckten jungen Sternhaufen; die dominante anregende Quelle entspricht ungefähr einem O8.5V- bis O9.5V-Stern. B2 ist noch dichter und ultrakompakt. Der dort verantwortliche Stern ist im optischen Bereich wegen der extrem hohen Extinktion nicht direkt sichtbar und dürfte später als etwa B0.5V sein. Die enorme Staubverdeckung nimmt innerhalb von Sh 2-88B stark zu – genau deshalb liefern optische und Schmalbandbilder nur einen Teil dessen, was in diesem jungen Sternentstehungsgebiet tatsächlich steckt.

Orange und Blau sind Bildinformation – aber keine natürlichen Nebelfarben

Auf meiner Aufnahme fällt besonders auf, dass B1 und B2 in der SHO-Bearbeitung verschieden gefärbt erscheinen. Diese orange beziehungsweise blaue Wirkung darf nicht als natürliche Farbwahrnehmung verstanden werden. Sie entsteht aus der Zuordnung der getrennt aufgenommenen Hα-, [O III]- und [S II]-Signale zu den Farbkanälen. Die unterschiedlichen Farbtöne zeigen deshalb vor allem, dass die Emissionslinien in den einzelnen Bereichen nicht im selben Verhältnis stark sind und dass die Bildbearbeitung diese Unterschiede sichtbar macht.

Gerade im unteren Teil des Bildes ist dieser Vergleich interessant: Die beiden kleinen Verdichtungen liegen dicht beieinander, unterscheiden sich aber deutlich in Farbe und Form. Zusammen mit der Literatur zu B1 und B2 ergibt sich daraus ein wesentlich differenzierteres Bild als aus der Bezeichnung „Emissionsnebel“ allein.

Die jüngsten Quellen häufen sich in besonders dichten Wolkenbereichen

Eine aktuelle Untersuchung der jungen Sternpopulation in Sh 2-88 findet zahlreiche junge stellare Objekte und Hα-Emitter. Sie häufen sich besonders dort, wo die Extinktion höher ist und damit dichteres Wolkenmaterial vorliegt. Das passt gut zu der starken Abstufung zwischen der großflächigeren Komponente A und den tief eingebetteten Bereichen von B. Sh 2-88 ist damit nicht nur ein leuchtender Nebel, sondern ein Gebiet, in dem mehrere Entwicklungsstadien massereicher Sternentstehung räumlich eng nebeneinander beobachtet werden können.

Mehr als 32 Stunden für die schwachen Unterschiede

Für diese Aufnahme habe ich zwischen dem 30. Juli und 27. August 2024 in acht Nächten insgesamt 32 Stunden und 10 Minuten Schmalbanddaten gesammelt: Hα, [O III] und [S II] jeweils mit 3-nm-Filtern und der QHY268M am 800-mm-Newton. Die lange Integrationszeit war gerade für die schwächeren Außenbereiche und die kleinen Verdichtungen unterhalb von Sh 2-88A wichtig. Im fertigen Bild möchte ich deshalb nicht nur den hellsten Nebel zeigen, sondern auch die räumliche Staffelung, wegen der mich dieses ungewöhnliche Motiv überhaupt gereizt hat.